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12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos0 Vortragender: C.Oracz Betreuer: O. Pooth.

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1 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos0 Vortragender: C.Oracz Betreuer: O. Pooth

2 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos1 Übersicht Neutrinos allgemein Neutrinos aus der Atmosphäre Identitätskrise (Oszillation) Detektion von Neutrinos ( SuperKamiokande ) Experimente /Ergebnisse Zukünftige Experimente (MINOS)

3 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos2 Neutrinos allgemein 1930 postuliert Pauli ein neues Teilchen: NEUTRINO (zuerst Neutron genannt, später umgetauft) es ist neutral, sehr leicht bzw. massenlos Neutrino wurde nötig, um Energieerhaltung beim ß-Zerfall aufrechtzuerhalten. E M c² - M c² auch die quantenmechanische Spinbetrachtung beim ß-Zerfall verlangte ein weiteres Teilchen n p + e + v atom1atom2z _ e

4 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos3 …entstehen durch kosmische Strahlung in der Erdatmosphäre p + N K,, … Folgereaktionen: µ + v (v ) K µ + v (v ) µ e + v (v ) + v (v ) Luftschauer (atmosphärische Kaskade) Kosmische Strahlung: ~99% Hadronen ~ 1% Elektronen ~0,1% Photonen ±± ± ± ± ± ±± µ µ µ µ µµee

5 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos4 Atmosphärische Kaskade Auf der Erde kommen Elektronen, Positronen, Photonen, atmosphärische Myonen sowie die für uns interessanten atmosphärische Neutrinos an. Typische v- Energie: 1 GeV P, He

6 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos5 Man misst : µ (V + V ) µ-like Bei niedrigen Energien (alle µ zerfallen) ergibt sich ein Verhältnis von 2:1 Bei höheren Energien (nicht alle µ zerfallen) steigt der Wert auf über 2 Atmosphärische µ im Detektor als Untergrund e (V + V ) e-like == ee µµ

7 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos6 Genauere Vorhersagen der V -, V - Flüsse aus Monte Carlo Simulationen der Luftschauer (Input: µ-Flüsse) Energiespektrum der v-Flüsse: 10 - 10 GeV µe -1 3 MC-berechnetes (v +v )Flusspektrum MC-berechnetes Ratio (v + v )/(v +v ) vs E µ µµµeev

8 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos7 In höheren Bereichen deutlichere Unterschiede zwischen horizontalen/ vertikalen- Einfall.

9 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos8 Man betrachtet das Verhältnis DATA/MC des µ/e-Verhältnisses (µ/e) DATA (µ/e) MC R = 1 für eine perfekte Vorhersage Neueste Ergebnisse für R (SuperKamiokande): R = 0,638 ± 0,052 Sub-GeV Ev < 1,33 GeV R = 0.658 ± 0,084 Multi-GeV Ev > 1,33 GeV R<1 wird als atmosphärische Neutrinoanomalie bezeichnet V - Defizit oder V – Überschuss? R = µe

10 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos9 Neutrino-Oszillation Übergang V V (Flavor-Übergang) Erzeugung Nachweis Ist ein quantenmechanischer Effekt Das klappt nur, wenn: - nicht alle Neutrinos massenlos sind ( m²) - Leptonflavorzahlen nicht streng erhalten sind Nicht mit dem bisherigen Standard-Modell vereinbar ab

11 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos10 Allgemeiner Fall: Oszillation im Vakuum Zwei orthonormierte Systeme von v-Zuständen Flavor-Eigenzustände Massen-Eigenzustände Zustände der beiden System i.A. verknüpft durch unitäre Transformation (unitäre n x n Mischungsmatrix U) mit UU = U U= 1 ++

12 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos11 Zahl der Parameter: U hat (n-1)² unabhängige Parameter, nämlich: n(n-1) / 2 Mischungswinkel (n-1) (n-2) / 2 CP- verletzende Phasen n=2: 1 Mischungswinkel, keine Phase n=3: 3 Mischungswinkel, 1 Phase Einfachster Fall: n = 2 (V,V ) (V,V ) mit m² = m² - m² 1122µe Mischungswinkel

13 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos12 Übergangswahrscheinlichkeit : Flavoränderung V V (appearance of V ) Überleben von V (non-disappearance of V ) L/E-Abhängigkeit von P (V V ) und P (V V ) für sin² 2 = 0.4 a a a b b baaa

14 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos13 Superkamiokande

15 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos14 Messung in Superkamiokande Cherenkov-Licht-Detektor mit 50 000 t Wasser und 13000 Photomultipliern in einer Zinkmine in den Japanischen Alpen in 1000m Tiefe. 40m x 42m groß Seit 1.4.96 im Betrieb, 12.11.2001 Störung, Betrieb wieder aufgenommen am 06.12.2002 (mit halber Kraft)

16 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos15 Neutrino-Nachweis: CC v + p l + X v + n l + X l=Leptonen(e ES v + e v + e v + e v + e lll l l + l ____ _ Messprinzip: das einfallende Neutrino wechselwirkt mit dem Tankinhalt und erzeugt je nach Flavor bei der Kollision e oder µ. Diese werden dann dank des Cherenkov-Effektes detektiert.

17 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos16 Cherenkov-Zähler Ein geladenes Teilchen emittiert beim durchqueren eines Mediums mit einer Geschwindigkeit > c/n eine charakteristische elektromagnetische Strahlung. Grund für die Strahlung: Polarisation der Atome entlang der Bahn.

18 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos17 Der Winkel zwischen der emittierten Cherenkov-Photonen und der Bahn des geladenen Teilchens beläuft sich auf: tc/n 1 c tßcnß v (n Brechungsindex, ß = v/c) Aus dem Winkel kann man auch noch die Energie des Teilchens ableiten (ähnliches Prinzip beim Mach-Kegel beim Schall) cos = = = n

19 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos18 Das Cherenkov-Licht macht gute Unterscheidung zwischen myonenartigen und elektronenartigen Ereignis möglich. e : elektromagnetischer Schauer: diffuser C-Ring µ : weitaus weniger Wechselwirkung: scharfer C-Ring e-Eventµ-Event

20 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos19 Cherenkov-Ringe

21 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos20 Photomultiplier In einen Photomultiplier wird ein sehr schwaches Eingangssignal stark verstärkt und messbar gemacht.

22 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos21 Als erstes kommt eine Photokathode zum Einsatz, die durch den Photoeffekt Photonen in Elektronen umwandelt. Jede dahinter befindlich Dynode beschleunigt die erzeugten Elektronen bis zur nächsten und fügt durch Sekundäremission ein Vielfaches an Elektronen hinzu. Im Normalfall ergibt sich eine Signalverstärk- ung der Größenordnung von 10 – 10 Signal gut messbar! 47

23 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos22 Vier interessante Ereignistypen Ereignis von oben, ganz enthalten ~1 GeV Ereignis von oben, teils enthalten ~10 GeV Ereignis(µ) von unten, ganz enthalten ~10 GeV Ereignis(µ) von unten, teils enthalten ~100 GeV

24 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos23 Einfluss des Zenitwinkels Aufschluss darüber liefert die Untersuchung, wie das R von dem Zenitwinkel abhängt. ( ist der Winkel zwischen der Flugrichtung des Neutrinos und der Vertikalen) = 0°, von oben kommend: L = 15 km = 180°, von unten kommend: L = 13000 km L = 15 km ~ 13000 km Ausreichend großer Bereich um Oszillation zu untersuchen

25 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos24 e-like Events V Fluß stimmt mit der Monte Carlo Simulation überein Kein Überschuss an V e e

26 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos25 µ-like Events V Fluss zeigt Defizit, für Multi-GeV bei >90° ganz deutlich µ-Neutrinos verschwinden, e-Neutrinos bleiben gleich Oszillation V V Es gibt Oszillation Massendifferenz der Neutrinos! µ µ

27 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos26 Myonen von unten kommend Fits für Oszillation führen zu diversen m²-Werten gestoppte Myonendurchgehende Myonen

28 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos27 Verhältnis DATA/MC als Funktion von L/E Klares, längenabhängiges Defizit von Myonenneutrinos v

29 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos28 Ergebnis der Oszillationsanalyse Für v v in der sin²2 ; m² -Ebene erlaubtes Gebiet (68%,90%,99%CL) Bester fit: m² = 3,2 * 10 eV²; sin²2 =1 L = 775 km E /GeV -3 oszv µ

30 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos29 Tau-Ereignisse Durch V V Übergänge entstehende V können CC – Reaktionen machen v + n + X Aber Energieschwelle sehr hoch E = 3,46 GeV Tau-Ereignisse sind sehr schwer zu identifizieren, da Tau sofort zerfällt Tau- Auswahlkriterien: -multi-GeV, multi-Ring-Ereignisse -Energiereichster Ring ist e-artig ( e µ _ s

31 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos30 Tau-Ereignis, Maximum Likelihood-Analyse Ergebnisse der Analyse (v 2002): -gemessen: 506 -Ereignisse -erwartet: 37 CCv + 461 BG-Ereignisse (43.1% CCv 24,5%CCv 32,4% NC) Es wurde eine erhöhte Anzahl- bei großen gemessen Konsistent mit v v Zenitwinkel-Verteilung eµ z µ

32 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos31 Zukünftige Experimente Anhand von LongBaseLine-Experimenten will man kleinere m² eingrenzen m² = E/GeV * km/L eV²

33 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos32 MINOS - Main Injektion Neutrino Oszillation Search Sucht Vµ Vx Disappearance Ferner Detektor: tracking-Kalorimeter aus Stahl, Szintillator mit toroidalem Magnetfeld Naher Detektor, wie fern, nur kleiner Im Prinzip misst man das Vorhandensein der Neutrinos am Entstehungsort und 735km weiter. Man erwartet 9000 Mess-Ereignisse im Jahr.

34 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos33 Lageplan MINOS

35 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos34 Zusammenfassung Erkenntnisse belegen die Oszillation der atmospärischen Neutrinos; Neutrinos haben Masse! Hinweis auf Physik jenseits des Standardmodells Mit kontrollierteren Neutrinostrahlen will man weitere Erkenntnisse sammeln

36 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos35 Anhang - Zusatzbilder Atmosphärische KaskadeZerstörte Photomultiplier im Superkamiokande

37 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos36 Superkamiokande


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